Доктор физико-математических наук,
Изобретатель СССР - Ошеров Руслан
Настоящий реферат посвящен новому направлению в фотометрии комет - альбедометрии и плотнометрии комет, начатое автором соответственно в 1966 и 1981 гг.
В астрофизике альбедо, характеризуется отношением отраженного телом светового потока к падающему и разделяется [I] на плоское или Ламбертовое, сферическое и геометрическое.
Эффективнее альбедо головы кометы Аэф [2] также определяется отношением энергии WI, рассеянной головой кометы, к энергии W0 , падающей на голову кометы:
Аэф = WI / Wo (I).
Падающий на комету поток W0 можно разделить на три составляющие: W1 - поток рассеянный по различным направлениям, W2 - поток прошедший сквозь атмосферу головы кометы без взаимодействия с ней, W3 - поток, поглощенный головой кометы [3].
Количество энергии, получаемое головой кометы, находящейся на гелиоцентрическом расстоянии r, можно записать в виде
W0 = 
где q0 - солнечная постоянная, r20 - единичное гелиоцентрическое расстояние, d0 - линейный диаметр головы кометы.
Поток энергии рассеянный головой кометы будет равен
WI = 4πΔ2 EΔ (3),
где EΔ - средняя освещенность, которую создает комета, находящаяся на геоцентрическом расстоянии Δ.
Переходя к звездным величинам, с учетом формулы Погсона и очевидные соотношения αЛ = Δсм sinα = 0,4•1010 Δα, в котором Δ и α соответственно выражены в а,е. и угловых минутах, получим, путем несложных преобразований:
Aэф =  (4)
в которой r выражено в а.е.
Логарифмируя (4) и учитывая, что видимая звездная величина Солнца равна mΘ = - 26,74 [4], получим рабочую формулу для определения Аэф:
Аэф = 2 lg r - 0.4 m - 2 lg α - 2,410 (5),
в которой m - видимая звездная величина кометы.
Формула (5) была использована автором для вычисления Аэф ряда комет [2,5].
Спектральные и поляризационные наблюдения комет позволили атмосферы ко мот условно разделить на газовые, запыленные и пыльные.
Рассмотрим две модели атмосферы головы кометы - газовую и пылевую.
Определим среднюю пространственную плотность, или что то же, среднюю концентрацию вещества в голове кометы из очевидного соотношения:
ň= N / V (6).
в котором N - число молекул или пылинок в голове кометы, а V - объем головы кометы.
Для газовой атмосферы число молекул определяется из формулы [6]
Nr = 3,6*1033 r2 Δ2 10-0.4m
Подставляя (7) в (6) с учетом того, что V =  и dл = 0,435*1010 Δ d после логарифмирования получим рабочую формулу для определения средней плотности (концентрации) вещества в голове кометы [25, 26]:
lg ň = 2 lg r - 0,4m - lg Δ - 3 lg d + 4.922 (8),
в которой ň выражено в молекулах/см3, r и Δ в а.е., a d в угловой мере (минутах).
Для пылевой модели атмосферы головы кометы число частиц Nп оценивается по формуле:
Nп =
где δэф = π Q (α) h2 - эффективное сечение рассеяния, Q (α) - фактор рассеяния, равный для частиц, размеры которых больше длины видимого света, примерно равен 2 [7].
Принимая диаметр пылинки h равным h = 1,2*10-5 см после несложных преобразовании и подставляя (9) в (6) с последующим логарифмированием, получим рабочую формулу для определения средней плотности пылевых частиц в голове кометы:
lg ňn = 2 lg r - 0,4 m - lg Δ - 3 lg d - 2,835 (10).
Анализ (5), (8) и (10) показывает их (близость друг другу с одной стороны, а с другой, и это главное, что определение Аэф и ň осуществляется расчетным путем посредством подстановки в указанные формулы известных из наблюдений r, Δ, mи α кометы.
Отсутствие надежного объективного контроля при определении m и α при визуальных наблюдениях кометы, порождает ряд фотометрических ошибок, связанных с физиологией зрения наблюдателя, необходимостью нуль-пункта, единого для многих наблюдателей при определении m и α, что не всегда возможно и, наконец, препятствует оперативности получения Аэф и ň.
С целью объективизации и оперативности определения Аэф и ň был создан ряд изобретений, позволяющих производить оценку искомых параметров инструментально по одному наблюдению.
Устройства для измерения эффективного альбедо и средней плотности вещества в голова кометы.
К устройствам, позволяющим инструментально оценить Aэф и ň в естественном, монохроматическом и поляризованном свете относятся изобретения - измерители эффективного альбедо [8, 9, 10, 11].
Основным недостатком известных устройств является визуальная оценка видимого диаметра головы кометы осуществляемая с помощью ирисовой диафрагмы, установленной в фокусе телескопа.
Отмеченный недостаток снижает точность измерений диаметра головы кометы.
С целью повышения точности измерений и их объективности, было предложено [II] трехканальное устройство, содержащее объектив телескопа 1, заслонку 2, единый матричный фотоприемник 3, технологически разделенный на три части, блок питания 4, аналогоцифровой преобразователь 5, регистратор 6, в виде микро-ЭВМ, полупрозрачное зеркало 7, эталонный источник излучения 8, ирисовая диафрагма 9, фотометрический клин 10, поляроид 11, оптико-механический блок канала калибровки 12, световод 13, светофильтр 14, анализатор 15. Это устройство, за счет использования одного матричного фотоприемника для трех каналов рабочего, эталонного и калибровочного и за счет того, что из процесса определения диаметра головы кометы исключен субъект, позволяет повысить точность измерений в 10 - 15 раз. Инструментальное Aэф и ň может бить также осуществлено м с помощью Астрономического спектрометра Ошерова [12], описание изобретения которого полностью приводится в приложении.
Указанные изобретения имеют гриф "Т. Публикация изобретения в открытой печати запрещена".
В приложении такие приведены описания изобретения предназначенных для исследования комет в естественном к поляризованном свете к для исследования оптических характеристик пылевой компоненты атмосферы кометы и процессов, происходящих на поверхности ядра комоты [13, 14, 15, 16, 17, 18, 19, 20, 21]. С помощью тройного поляризационного астрографа автора, включающего изобретения [13, 14] наблюдались кометы Хонда [22] и Беннета [23].
Изучение изменения поляризации света кометы в зависимости от ее зенитного расстояния позволило установить преимущество использования тройного поляризационного астрографа по сравнения с традиционным методом фотографической поляриметрии комет [24].
Известно, что визуальная фотометрия комет, имеющая многовековую статистику, используется и в настоящее время в силу своей оперативности. Однако визуальная фотометрия отягощена рядом ошибок субъективного характера. Чтобы исследовать зрительный аппарат и объектизировать визуальные наблюдения комет были созданы изобретения для черно-белого [20] и цветного [21] восприятия.
Формула диссертации (докторская)
Альбедометрия и плотнометрия комет, отличающаяся тем, что с целью экспресс-анализа объекта в естественном и поляризованном свете посредством прямых инструментальных наблюдений содержит устройств включаемые в оптическую схему телескопа.
Литература
1. Курс Астрофизики и звездной астрономии.т.3,1964,269.
2. Ошеров Р.С. Физика комет и метеоров. "Наукова Думка" 1966, 67.
З. Добровольский О.В.. Маркович М.З., Ошеров Р.С. Астрометрия и Acтpoфизика. №11,1970, 27.
4. Аллен К.У, Астрофизические величины. М. 1977,232.
5. Ошеров Р.С.Кометы и метеоры. №15,1966.
6. Добровольский О.В.Кометы. М.1966.
7. Мартынов Д.Я. Курс общей астрофизики. М.1965.
8. Ошеров Р.С. Ав.св. № 615750
9. Ошеров Р.С. Ав.св. № 576820
10. Сшеров Р.С. Ав.св. № 854135
11. Ошеров Р.С. Измеритель эффективного альбедо. Заявка № 4611200/25.
12. Ошеров Р.С. Ав.св. № 1457550
13. Ошеров Р.С. Ав.св. № 493637
14. Ошеров Р.С. Ав.св. № 620929
15. Бабаджанов П.Б. и Ошеров Р.С. Ав.св. № 594518
16. Бабаджанов П.Б. и Ошеров Р.С. Ав.св. № 712825
17. Ошеров Р.С. Ав.св. № 1165950
18. Ошеров Р.С. Ав.св. № 1402861
19. Добровольский О.В. и Ошеров Р.С. Ав.св. № 717961
20. Ошеров Р.С. и Таджиков М.М. Ав.св. № 1082424
21. Ошеров Р.С. и Таджиков М.М. Ав.св. № 1416122
22. Ошеров Р.С. Проблемы космической физики. "Наукова Думка", №6, 1971.
23. Ошеров P.С. Астрометрия и Астрофизика. № 19, 1973.
24. Ошеров Р.С. Астрометрия и Астрофизика. № 22, 1974.
25. Ошеров Р.С. Даркович М.З, Докл. АН ТаджССР, т.25, №8, 1982.
26. Ошеров Р.С. Чурюмов К.И. Кометный циркуляр № 408,1989. |
